Změny

Skočit na navigaci Skočit na vyhledávání
Přidáno 8 bajtů ,  před 2 lety
m
narovnání přesměrování
Velmi těžké hvězdy s hmotností více než 9 M⊙ během fáze hoření hélia expandují a vytvářejí [[Červený veleobr|červeného veleobra]]. Poté, co vyčerpají palivo v jádru, pokračují ve spalování těžších prvků. Jádro se zmenšuje, dokud teplota a tlak nejsou dostatečné k fúzi uhlíku. Tento proces pokračuje dalšími fázemi, ve kterých je palivem nejprve neon, pak kyslík a křemík. Těsně před koncem života fúze pokračuje v sérii vrstev podobných cibuli. Každá vrstva spaluje jiný prvek.<ref>{{Citace elektronické monografie | url = http://www.rmg.co.uk/explore/astronomy-and-time/astronomy-facts/stars/what-is-a-star | titul = What is a star? | vydavatel = Royal Greenwich Observatory | datum přístupu = 2006-09-07 }}</ref>
 
Poslední fáze nastává, když hvězda začne produkovat železo. Protože jádro železa je vázáno pevněji než jiná, těžší jádra, fúze železa nevytváří žádnou energii a proces naopak energii spotřebovává.<ref name="hinshaw" /> Ze stejného důvodu se energie nedá získat ani štěpením železa. V relativně starých a velmi těžkých hvězdách se v jádru naakumuluje velké množství nereaktivního železa. Těžké prvky v těchto hvězdách se mohou dostat na povrch, a tak vznikne objekt známý jako [[Wolfova-Rayetova hvězda]] s hustým hvězdným větrem. Když železné jádro dosáhne hmotnosti > 1,4 M⊙, nedokáže již více vzdorovat vlastní gravitaci. Jádro náhle kolabuje, elektrony se kombinují s protony a vytvářejí [[neutron]]y, neutrina a gama záření. Nárazová vlna vyvolaná kolapsem způsobí výbuch hvězdy, který označujeme jako [[Supernova|exploze supernovy]]. Supernovy jsou tak jasné, že na krátký okamžik prosvítí celou vlastní galaxii. Pokud se vyskytly v naší [[Galaxie Mléčná dráha|Galaxii]], daly se pozorovat pouhým okem.<ref name="supernova">{{Citace elektronické monografie
| datum vydání=April 6, 2006
| url=http://heasarc.gsfc.nasa.gov/docs/objects/snrs/snrstext.html
200 815

editací

Navigační menu